为什么一个滤光片里星系不见了

沿途的氢把短波长光移出视线

星系之间也有气体，称为星系际介质。其中的中性氢可以吸收和散射紫外光。光穿过不同距离处的气体时，一串氢吸收特征会落在不同的观测波长上。把许多这样的影响叠起来，较短波长的一侧就可能被压得很暗。

这里先用一个清楚的理想化图景：把静止系一百二十一点六纳米以下的光完全截掉，长侧继续透过。它抓住高红移缺光选择的主要位置关系。真实的透射会随气体分布与视线变化；Inoue等人研究的是包含多类吸收体的平均透射模型。

这个近似位于莱曼阿尔法附近。早期红移三左右研究常用的莱曼连续谱电离边缘在更短波长处，两者有不同的物理细节。解释一份具体样本时，应先认清它正在利用哪一道谱结构。

红移十时，波长拉长到十一倍，理想截断落在约一点三三七六微米。红移八时它在一点零九四四微米，红移十三时则到一点七零二四微米。缺口向红端移动，受影响的滤光片也跟着换。

看下面四条NIRCam通带。通带表示不同波长对探测信号的贡献，不是四条没有宽度的竖线。缺口进入一块滤光片后，长侧还在透光，短侧已经暗下去。整块通带的通量会随缺口的位置连续改变。

光子探测器接收到的数量，与光谱在通带中的分布有关。每个光子的能量随波长改变，透光效率也在改变。给出一个通带平均谱密度时，必须使用与这种计数方式相应的权重。

对这里按频率写的谱密度，波长积分中的权重是透光效率除以波长。积分号表示把通带切成很细的小段，再把它们的贡献相加。

\langle f_\nu\rangle_T=\frac{\int f_\nu(\lambda)\,T(\lambda)\,d\lambda/\lambda}{\int T(\lambda)\,d\lambda/\lambda}

这里仍按每赫兹描述谱密度，波长只是积分横坐标。分子累加实际光谱的贡献；分母让一条平坦频率谱在不同滤光片里仍得到同一个平均值。枢轴波长适合给通带一个代表位置，平均值仍由整段光谱决定。

给定的受控源	本征紫外绝对星等	F115W通量（纳扬斯基）	F150W通量（纳扬斯基）
红移八	−19.5	18.6	26.8
红移十	−19.5	0.0000613	18.7
红移十三	−20.0	0	0.00137

源的物理通量是非负的，带噪测量却会在真实值两侧起伏。减去背景后，一个几乎没有蓝光的源，测得小正值或负值都很正常。直接把这样的通量取对数，会丢掉有用的误差信息；先保留通量与不确定度，才便于判断这次测量有多显著。

在这份受控例子里，信噪比就是测得总通量除以它的不确定度。筛选要求F115W的信噪比低于二，F150W的高于五，并且F200W的高于三。后两条让较红的图像提供一个可信源。

尘埃也会让颜色变红，因此“红”本身有多种解释。这里的一组较厚尘屏例子仍然通过：F150W信噪比约五点二九，F200W约五点四七，蓝端也足够弱。它告诉我们，尘屏改变光谱，但每个源是否入选仍由实际测量决定。

真实巡天还要辨认低红移星系、恒星与噪声等候选来源。给这些来源建立合适的颜色与光谱模型，才能进一步研究一个观测样本中有多少可靠的远处星系。